Nel 1980 Douglas Adams pubblica il romanzo Il ristorante al termine dell'Universo, seguito della più famosa Guida galattica per gli autostoppisti. (1)
Nel racconto il ristorante Milliways è situato al termine dell’Universo. Il suo piatto forte consiste in uno spettacolo cosmico irripetibile: i clienti possono assistere alla fine dell’Universo, per poi tornare indietro nel tempo e raccontare l’esperienza.
A quanto sappiamo oggi, simili viaggi avanti e indietro nel tempo non sono previsti da alcun meccanismo fisico dimostrato e praticabile.
Tuttavia, per quanto possa sembrare incredibile, la cosmologia teorica non esclude a priori che una frontiera della nostra regione cosmica possa lasciare una traccia osservabile nel cielo, qualora ci trovassimo in una posizione sufficientemente vicina ed in uno scenario fisico appropriato.
L'idea di un "ristorante al termine dell'Universo", se con "termine" intendiamo un luogo dal quale osservare il possibile bordo della nostra regione cosmica, assume così una veste meno fantascientifica.
Ma che cosa potrebbe significare, precisamente, parlare di un bordo dell’Universo?
L’espressione bordo dell'Universo richiama immediatamente l’immagine di una parete, di una superficie che separi il nostro mondo da qualcosa che si trovi “al di là”.La Relatività Generale, però, descrive lo spazio-tempo non come un contenitore nel quale sono immersi gli oggetti, ma come una struttura dinamica le cui proprietà geometriche sono legate alla distribuzione di materia ed energia.
In questo quadro chiedersi che cosa ci sia “fuori” dall’Universo potrebbe essere privo di significato fisico, un po’ come domandarsi che cosa si trovi “a nord del Polo Nord”.
Se con Universo intendiamo l’intero spazio-tempo, infatti, non è necessario supporre che esso sia immerso in qualcosa di esterno.
La situazione cambia, almeno concettualmente, se consideriamo uno scenario estremamente speculativo ma studiato dalla cosmologia teorica: la regione di spazio-tempo che contiene il nostro Universo osservabile potrebbe essere una bolla cosmologica (bubble universe) immersa in una struttura inflazionaria più estesa.
In questo caso il termine bordo non indicherebbe il limite dell’Universo nella sua totalità ma descriverebbe una possibile frontiera tra differenti regimi fisici dello spazio-tempo: da una parte avremmo una regione nella quale l’inflazione è terminata e si è sviluppata una fase calda e densa, con materia, radiazione, stelle, galassie e radiazione cosmica di fondo, dall’altra potrebbe trovarsi una regione nella quale l’inflazione continua.
La frontiera non sarebbe quindi una parete materiale, né una separazione fra qualcosa e il nulla: sarebbe piuttosto una transizione determinata dalla dinamica del campo inflazionario.
Prima di esaminare questa possibilità, è necessario distinguere tre concetti che nel linguaggio comune vengono facilmente confusi: orizzonte osservabile, orizzonte cosmologico e confine fisico.
L’orizzonte osservabile delimita la regione dalla quale abbiamo potuto ricevere informazione; l'orizzonte cosmologico, in senso più generale, definisce un limite alla possibilità di scambiare segnali in funzione della geometria e della storia di espansione dello spazio-tempo.
Un vero confine fisico, invece, sarebbe una frontiera oltre la quale cambiano le proprietà dello spazio-tempo o lo stato dei campi che lo descrivono.
È quest’ultimo il tipo di “bordo” che entra in gioco nello scenario discusso da Ethan Siegel che ha pubblicato nel suo blog "Ask Ethan" il post Can someone possibly see the edge of spacetime? (È possibile vedere il bordo dello spaziotempo?).
Per prima cosa è necessario ricordare la distinzione tra Universo Osservabile e Universo. (2)
Quando osserviamo il cielo non vediamo l’Universo nella sua interezza ma soltanto la regione dello spazio-tempo dalla quale la luce, o più in generale l’informazione trasportata da segnali fisici, ha avuto il tempo di raggiungerci.
L’Universo ha circa 13,8 miliardi di anni, ma il raggio comovente dell’Universo osservabile è oggi stimato in circa 46 miliardi di anni luce: la differenza dipende dall’espansione cosmica.
Una galassia che oggi si trovi a decine di miliardi di anni luce da noi non si trovava alla stessa distanza quando ha emesso la luce che osserviamo: durante il viaggio dei fotoni lo spazio si è espanso e la distanza comovente tra noi e la galassia è cambiata.
Il valore di circa 46 miliardi di anni luce non indica quindi dove termina l’Universo ma l’estensione attuale della regione dalla quale possiamo aver ricevuto segnali.
L’orizzonte osservabile non è una parete fisica, non rappresenta un confine oltre il quale lo spazio cessa di esistere: è piuttosto un limite alla nostra capacità di ricevere informazione.
Il fatto che non possiamo osservare oltre una certa distanza non implica che al di là di essa non esista nulla: nel quadro cosmologico standard è del tutto naturale aspettarsi che l’Universo continui ben oltre la regione osservabile.
In linea di principio l’Universo potrebbe essere:
infinito;
finito ma privo di bordo;
dotato di una topologia globale più complessa di quella che riusciamo a intuire;
oppure, in alcuni scenari teorici, una regione di uno spazio-tempo più esteso, nel quale l’inflazione continua in altre zone.
È importante ricordare che finito e dotato di un bordo non sono sinonimi: la superficie della Terra, per esempio, è finita ma non possiede un bordo.
Un viaggiatore che camminasse sempre nella stessa direzione non incontrerebbe una parete che segna la fine della superficie: potrebbe, almeno in linea di principio, tornare al punto di partenza.
Analogamente, uno spazio cosmologico può avere un’estensione finita senza possedere un confine. (3)
Lo scenario di una bolla inflazionaria rappresenta dunque una possibilità molto particolare: non necessariamente un Universo finito con una parete esterna ma una regione di spazio-tempo nella quale il campo inflazionario ha assunto uno stato diverso da quello delle regioni circostanti.
Per comprendere questo scenario dobbiamo introdurre il concetto di inflazione cosmica. (4)
L’inflazione descrive una fase estremamente precoce della storia dell’Universo durante la quale lo spazio avrebbe attraversato un periodo di espansione quasi esponenziale: in un intervallo di tempo brevissimo, una regione inizialmente microscopica avrebbe potuto aumentare enormemente le proprie dimensioni.
L’idea fu proposta da Alan Guth nel 1981 come possibile soluzione ad alcuni problemi della cosmologia standard, fra cui il problema dell’orizzonte, quello della piattezza ed il problema dei monopoli magnetici.
L’inflazione fornisce inoltre un quadro per comprendere l’omogeneità e l’isotropia dell’Universo su larga scala e, nelle formulazioni successive, l’origine delle perturbazioni cosmologiche dalle quali si sarebbero formate le strutture osservabili.
Una conseguenza inattesa emerse però in alcune versioni del modello: l’inflazione potrebbe non terminare ovunque nello stesso momento.
In determinate regioni il processo inflazionario può cessare lasciando il posto a una fase calda e densa come quella del nostro Universo primordiale, mentre in altre essa può continuare indefinitamente verso il futuro: è lo scenario noto come inflazione eterna.
La parola eterna non significa però che il nostro Universo osservabile sia rimasto eternamente inflazionario: la regione che osserviamo sarebbe infatti una delle zone nelle quali l’inflazione è terminata.
L’idea è piuttosto che la fine dell’inflazione sia un fenomeno locale: mentre una regione completa la transizione verso una fase calda e densa, lo spazio circostante può continuare a inflazionare.
Si formerebbero così regioni simili a universi-bolla, immerse in un ambiente ancora inflazionario.
La sequenza concettuale può essere schematizzata in questo modo: inflazione eterna → nucleazione di bolle → espansione delle bolle.
Questa possibilità è stata sviluppata in forme differenti da autori quali Andrej Linde e Alexander Vilenkin.
L’immagine della bolla è efficace, ma deve essere usata con cautela: non dobbiamo immaginare una pallina tridimensionale immersa in un contenitore tridimensionale, come una bolla di sapone nell’aria.
Una bolla cosmologica è una regione dello spazio-tempo e la sua parete rappresenta una transizione tra differenti stati del campo inflazionario e differenti regimi cosmologici.
La domanda “che cosa c’è fuori?” assume allora un significato preciso: non “che cosa si trova oltre il bordo di un contenitore?”, ma “che cosa incontrerebbe un osservatore attraversando la frontiera tra una regione nella quale l’inflazione è terminata e una regione nella quale continua?”.
Questa formulazione rende la questione del bordo fisica, almeno in linea di principio.
Il problema fondamentale è immediato: se le altre regioni inflazionarie si trovassero per sempre al di là dei nostri orizzonti causali, la loro esistenza sarebbe estremamente difficile da sottoporre a verifica.
Una teoria cosmologica, per quanto elegante, diventa scientificamente più interessante quando le sue conseguenze possono lasciare qualche traccia accessibile agli strumenti.
La domanda diventa quindi: "Potremmo osservare una bolla diversa dalla nostra?"
La cosmologia teorica ha individuato almeno un possibile canale, le collisioni tra bolle.
Se due regioni nelle quali l’inflazione è terminata entrassero in contatto la collisione potrebbe produrre perturbazioni capaci, in determinate condizioni, di lasciare una traccia nella nostra regione cosmica.
Una possibile sede di questa firma sarebbe la radiazione cosmica di fondo, la CMB.
L’idea è importante perché non richiede di osservare direttamente un’altra bolla: potremmo invece cercare gli effetti che la sua interazione avrebbe prodotto nella nostra, una logica simile a quella utilizzata in molti altri ambiti della fisica.
Non osserviamo direttamente ciò che si trova dietro l’orizzonte di un buco nero, ma possiamo dedurne la presenza dagli effetti gravitazionali che produce sulla materia circostante.
Analogamente, un pianeta può essere individuato attraverso le perturbazioni gravitazionali che provoca sull’orbita della sua stella.
Nel caso delle bolle cosmologiche, l’oggetto non sarebbe osservato direttamente: se ne cercherebbe l’impronta fisica e geometrica.
Nel 2007 Anthony Aguirre, Matthew C. Johnson e Assaf Shomer studiarono la possibilità che collisioni tra universi-bolla producessero conseguenze osservabili.
Nel 2008 Aguirre e Johnson approfondirono la dinamica relativistica delle collisioni e le possibili conseguenze per osservatori situati all’interno di una bolla.
Il problema divenne così geometrico e causale: struttura tridimensionale -> intersezione con il cono di luce -> proiezione sulla sfera celeste -> possibile firma osservativa.
Una collisione tra bolle potrebbe infatti apparire, dal punto di vista dell’osservatore, come una regione delimitata da una curva sulla sfera celeste.
La forma apparente dipenderebbe dalla geometria della collisione, dalla posizione dell’osservatore e dalla storia di propagazione dei segnali.
Nel 2011 Stephen Feeney, Matthew C. Johnson, Daniel Mortlock e Hiranya Peiris pubblicarono l'articolo First Observational Tests of Eternal Inflation.
Gli autori cercarono possibili firme di collisioni tra bolle nei dati della radiazione cosmica di fondo raccolti dal satellite WMAP.
Il risultato non fornì evidenze sufficienti per introdurre collisioni tra bolle nel modello cosmologico standard.
L’analisi impose un limite superiore al numero medio atteso di collisioni osservabili sull’intera volta celeste pari a N(s) < 1,6 al 68% di confidenza.
Il significato di questo risultato deve essere formulato con precisione: non dimostra che l’inflazione eterna sia falsa, ma indica invece che le specifiche firme prodotte dalle collisioni tra bolle, così come previste dalla classe di modelli analizzata, non erano richieste dai dati WMAP.
Questa distinzione è essenziale: l'assenza di una firma prevista non significa assenza del fenomeno.
Un risultato negativo può infatti significare che il fenomeno non esista, che il fenomeno esista ma è troppo raro, che il segnale non raggiunge l’osservatore, che la firma è troppo debole, che il modello produce una firma diversa; oppure che i dati non sono sufficientemente sensibili.
Il lavoro di Feeney e collaboratori rappresenta quindi soprattutto una lezione metodologica: trasformare una previsione teorica in una firma osservativa affidabile è molto più difficile che immaginare una possibile anomalia nel cielo.
La ricerca sulle collisioni tra bolle poneva una domanda: "Possiamo osservare gli effetti di una collisione con un’altra bolla?"
Ethan Siegel considera una possibilità diversa: "Potremmo osservare direttamente la frontiera della nostra bolla, se ci trovassimo abbastanza vicini?"
La differenza tra le due domande è sostanziale: non stiamo più cercando le conseguenze indirette dell’interazione con un altro universo-bolla ma stiamo cercando gli effetti osservativi prodotti dalla stessa transizione tra la nostra regione cosmica e quella ancora dominata dall’inflazione.
Immaginiamo un osservatore che non si trovi al centro della propria bolla, ma relativamente vicino alla sua frontiera.
In una direzione potrebbe osservare un cielo simile a quello che conosciamo (galassie, ammassi di galassie, radiazione cosmica di fondo e strutture cosmiche distribuite su scale sempre più grandi).
Guardando nella direzione opposta invece il suo cono di luce passato potrebbe raggiungere la regione nella quale l’inflazione continua.
Ad una determinata distanza la popolazione cosmica che l’osservatore si aspetterebbe di vedere potrebbe cessare di essere osservabile: non incontrerebbe galassie sempre più lontane fino ad arrivare alla CMB, potrebbe invece incontrare una transizione, una regione delimitata da una curva sulla sfera celeste, all’interno della quale la normale struttura cosmica non sarebbe più osservabile e subentrerebbero gli effetti fisici della regione ancora inflazionaria.
La forma apparente potrebbe essere quella di una regione ellittica.
Questo non significa che la frontiera sia necessariamente un’ellisse nello spazio tridimensionale, la ragione è geometrica: una struttura quadridimensionale dello spazio-tempo viene proiettata sulla superficie bidimensionale del cielo.
Il meccanismo può essere riassunto in questo modo: cono di luce passato -> frontiera della bolla -> curva sulla sfera celeste.
A seconda della geometria e della posizione dell’osservatore, la curva potrebbe apparire circolare, ellittica od assumere una forma più complessa.
Dal punto di vista dell’osservatore potrebbe sembrare un gigantesco “buco” nel cielo, ma sarebbe un buco soltanto in senso metaforico.
Non sarebbe una regione vuota e non sarebbe una finestra affacciata sul nulla: oltre la frontiera esisterebbe ancora spazio-tempo, caratterizzato però da condizioni fisiche differenti e da un’inflazione ancora in corso.
Una regione di spazio-tempo dominata dall’energia del vuoto, come lo spazio di de Sitter, possiede un orizzonte cosmologico. (5)
La teoria quantistica dei campi in spazio-tempo curvo mostra che gli orizzonti possono essere associati a una temperatura.
Questa idea è collegata a tre fenomeni distinti:
Non sono lo stesso fenomeno, ma condividono una struttura concettuale comune: accelerazione o orizzonte -> campo quantistico -> risposta termica.
Nel 1976 William Unruh mostrò che un osservatore uniformemente accelerato nel vuoto di Minkowski può percepire lo stato di vuoto come un bagno termico.
La temperatura prodotta dall'effetto Unruh è: T(U) = ℏ a / 2π c k(B)
dove a è l’accelerazione propria dell’osservatore, ℏ la costante di Planck ridotta e k(B) è la costante di Boltzmann
Significato profondo del risultato è che la nozione di particella non è assoluta: uno stato quantistico che per un osservatore inerziale appare come vuoto può essere interpretato da un osservatore accelerato come uno stato contenente particelle con uno spettro termico.
La temperatura non deve quindi essere necessariamente intesa come proprietà di un gas materiale ma può emergere dalla relazione fra stato quantistico, geometria dello spazio-tempo e traiettoria dell’osservatore.
La temperatura di Hawking è invece associata all’orizzonte di un buco nero; per un buco nero non rotante di Schwarzschild è pari a T(H) = ℏc³ / 8π GM k(B)
Come si può vedere, è inversamente proporzionale alla massa del buco nero.
Nel 1977 Gibbons e Hawking mostrarono che anche l’orizzonte cosmologico dello spazio di de Sitter è associato ad una temperatura pari a T(GH) = ℏ H / 2π k(B) dove H è il parametro di Hubble.
In unità naturali la relazione diventa semplicemente
T(dS) = H / 2π
La temperatura cresce quindi con il valore di H.
Nel nostro Universo attuale, caratterizzato da un valore molto piccolo del parametro di Hubble, la temperatura di Gibbons–Hawking è estremamente bassa.
Durante l’inflazione invece H poteva essere molto maggiore.
Nel contesto discusso da Siegel, la scala termica caratteristica viene indicata dell’ordine di 100 kelvin, prima di considerare il redshift cosmologico.
È fondamentale interpretare correttamente questo valore: non significa che oltre il bordo della bolla esista un oceano di materia riscaldata a 100 K in quanto non descrive la temperatura di una parete materiale.
È piuttosto una scala termica quantistica associata all’orizzonte e alla struttura causale della regione inflazionaria.
Il possibile bordo non sarebbe quindi una superficie luminosa costituita da materia: potrebbe manifestarsi, almeno in uno scenario specifico, attraverso una radiazione con caratteristiche termiche legate alla fisica quantistica dell’orizzonte.
A questo punto entra in gioco anche il redshift cosmologico.
La radiazione che si propaga attraverso un Universo in espansione vede dilatarsi la propria lunghezza d’onda e diminuire la propria energia.
Per uno spettro termico, la temperatura osservata è legata a quella emessa dalla relazione: T(obs) = T(cm) / (1+z) dove z è il redshift.
Se considerassimo, a titolo puramente illustrativo, una radiazione con temperatura caratteristica iniziale di 100 K (cioè T(cm) ≈ 100 K), avremmo:
z = 1 → T(obs) ≈ 50 K
z = 4 → T(obs) ≈ 20 K
z = 9 → T(obs) ≈ 10 K
z = 49 → T(obs) ≈ 2 K
z = 199 → T(obs) ≈ 0.5 K
z = 999 → T(obs) ≈ 0.1 K
Questi valori mostrano quanto rapidamente una scala termica possa essere abbassata dall’espansione cosmica.
Non rappresentano però una previsione diretta della temperatura che osserveremmo in ciascun punto del cielo.
Per ottenere una vera mappa osservativa occorrerebbe conoscere la geometria della frontiera, la posizione dell’osservatore, la storia della regione inflazionaria, il percorso della radiazione ed il redshift effettivamente subito durante la propagazione.
È quindi scorretto applicare automaticamente il redshift della CMB alla radiazione ipoteticamente associata al bordo.
La radiazione cosmica di fondo - T(CMB) - che osserviamo oggi ha una temperatura di circa 2,725 K.
I fotoni della CMB furono emessi durante la ricombinazione, quando l’Universo aveva una temperatura di circa 3000 K, ad un redshift approssimativo pari a z ≈ 1089.
L’espansione cosmica ne ha successivamente dilatato le lunghezze d’onda, portando la temperatura osservata al valore attuale.
Ma la radiazione associata alla regione inflazionaria avrebbe una storia di propagazione differente: il suo redshift dipenderebbe dalla geometria dello spazio-tempo, dalla distanza, dalla dinamica della frontiera e dalla storia cosmologica della regione dalla quale il segnale proviene.
Perciò non possiamo semplicemente applicare z=1089 alla scala termica di circa 100 K e concludere che oggi osserveremmo una temperatura di T(edge) ≈ 100 / 1090 ≈ 0.09 K
Il calcolo è matematicamente corretto come semplice esempio di redshift ma non costituisce una previsione fisica del segnale del bordo in quanto la firma della frontiera potrebbe essere più complessa di una semplice sostituzione della CMB con una nuova radiazione.
Potremmo infatti avere una sovrapposizione di contributi differenti quali la CMB proveniente dalla superficie di ultimo scattering, eventuali contributi astrofisici ordinari, una possibile radiazione associata alla regione ancora inflazionaria oppure modificazioni geometriche o statistiche della struttura osservata.
La metafora del buco caldo può essere utile, purché venga considerata una metafora.
Non si tratterebbe necessariamente di una regione luminosa o di una regione semplicemente oscura; potrebbe essere una macchia termica sul cielo delimitata geometricamente e caratterizzata da uno spettro diverso da quello della normale popolazione cosmica.
La forma e lo spettro dipenderebbero dalla geometria della frontiera e dalla posizione dell’osservatore.
Il cielo è ricco di segnali e di possibili contaminazioni quali polvere galattica, emissione sincrotrone, sorgenti radio, emissione infrarossa, galassie, ammassi di galassie, sorgenti extragalattiche: una regione anomala potrebbe quindi avere un’origine del tutto ordinaria.
La difficoltà non consisterebbe semplicemente nel trovare qualcosa di insolito, ma nello stabilire che quell’anomalia non possa essere spiegata da fenomeni astrofisici conosciuti.
Una possibile firma della frontiera dovrebbe soddisfare simultaneamente più condizioni quali una geometria coerente con la proiezione della frontiera sulla sfera celeste, una modificazione della struttura cosmologica attesa oltre una certa regione, uno spettro compatibile con il modello inflazionario, una dipendenza dal redshift coerente con la storia di propagazione prevista, una distribuzione statistica difficilmente spiegabile dai foreground e soprattutto la riproducibilità del segnale attraverso analisi indipendenti e differenti bande osservative.
Una singola macchia insolita non sarebbe sufficiente, la forza dell’identificazione deriverebbe dalla coincidenza di più proprietà indipendenti previste dal modello.
In altre parole non dovremmo riconoscere il bordo perché “sembra strano”, ma perché il segnale soddisfa una serie di predizioni geometriche, spettrali e statistiche e supera i test contro le spiegazioni alternative.
Questo è lo stesso problema incontrato nella ricerca delle collisioni tra bolle: il lavoro di Feeney e collaboratori è importante proprio perché mostra quanto sia difficile passare da una previsione teorica a una firma osservativa affidabile.
La scienza non consiste nel trovare un’anomalia ed attribuirla immediatamente a una nuova fisica, semmai nel formulare una previsione quantitativa, confrontarla con i dati e verificare se le spiegazioni ordinarie siano sufficienti.
Se un giorno riuscissimo ad osservare la frontiera della nostra bolla cosmologica non la vedremmo dove si trova “adesso”: come accade per ogni oggetto astronomico la vedremmo nel passato perché la luce impiega un tempo finito per raggiungerci.
Ciò che possiamo osservare è determinato dal nostro cono di luce passato: ogni punto del cielo corrisponde infatti ad eventi dai quali un segnale ha avuto il tempo di raggiungerci.
L’osservatore non vedrebbe la frontiera come una superficie tridimensionale fotografata dall’esterno, vedrebbe gli eventi della frontiera che appartengono alla sua storia causale osservabile.
Il cielo è quindi, in un certo senso, una mappa della nostra intersezione con la storia dello spazio-tempo.
La posizione dell’osservatore è dunque fondamentale: se fossimo molto lontani dalla frontiera, essa potrebbe trovarsi al di fuori della nostra regione osservabile ed il nostro cielo sarebbe allora, almeno localmente, praticamente indistinguibile da quello di una regione cosmica molto grande ed omogenea.
Se invece fossimo abbastanza vicini, la frontiera potrebbe entrare nel nostro cono di luce passato e lasciare una traccia osservabile.
Non basta quindi che un bordo esista, è necessario che si trovi in una posizione appropriata, che la sua storia causale intersechi il nostro cono di luce passato, che produca un segnale sufficientemente intenso e che il segnale sia distinguibile dai fenomeni ordinari.
La probabilità di trovarsi in una posizione favorevole dipende dal modello specifico di inflazione eterna, dal tasso di nucleazione delle bolle, dalla loro distribuzione nello spazio-tempo, dalla dinamica dell’inflazione interna e dalla geometria della regione circostante.
L’esistenza di una struttura non implica infatti automaticamente la sua osservabilità: una frontiera potrebbe essere fisicamente reale e rimanere per sempre inosservabile.
Per questo è essenziale distinguere tre livelli: esistenza teorica, accessibilità causale e rilevabilità sperimentale.
Una struttura può essere prevista da una teoria senza essere raggiungibile, può essere causalmente connessa con noi senza produrre un segnale distinguibile, e può persino produrre un segnale che rimanga troppo debole o troppo simile a fenomeni ordinari per essere identificato.
Esiste anche una letteratura teorica che collega la dinamica delle pareti delle bolle alla fisica degli osservatori accelerati, degli orizzonti e dell’informazione quantistica.
Nel 2021 Kevin Langhoff, Chitraang Murdia e Yasunori Nomura hanno studiato aspetti del multiverso inflazionario utilizzando strumenti della teoria quantistica dell’informazione e delle superfici quantistiche estremali. (6)
In questo quadro entrano in relazione le pareti delle bolle, l'accelerazione, gli orizzonti, l'entanglement, le superfici estremli ed i fenomeni termici di tipo Unruh.
È importante però non confondere questa linea di ricerca con la previsione osservativa discussa da Siegel.
Il lavoro di Langhoff, Murdia e Nomura è soprattutto teorico, non costituisce semplicemente la fonte di una previsione osservativa identica a quella della possibile regione ellittica sul cielo.
La connessione concettuale può essere espressa così: parete della bolla - > accelerazione -> orizzonte -> risposta termica quantistica.
Questa connessione appartiene a un quadro teorico più ampio, ma non deve essere trasformata automaticamente nella previsione di un segnale già osservato.
Torniamo ora alla domanda iniziale: "se osservassimo la regione ellittica descritta da Siegel, avremmo scoperto il bordo dell’Universo?"
Non necessariamente, avremmo scoperto nel migliore dei casi una possibile traccia della frontiera della nostra regione cosmologica.
Al di là di essa potrebbe esistere ancora spazio-tempo caratterizzato da condizioni fisiche differenti e da un’inflazione ancora in corso.
Potremmo cioè parlare di bordo della bolla, ma non di bordo dell’esistenza.
Se il quadro dell’inflazione eterna fosse corretto, l’Universo nel suo complesso potrebbe estendersi molto oltre la nostra regione osservabile.
In tal caso la domanda “che cosa c’è fuori?” avrebbe allora due significati differenti: il primo sarebbe geometrico - "che cosa si trova oltre la frontiera della nostra bolla?" - e in questo caso la risposta potrebbe essere "un’altra regione dello spazio-tempo, ancora dominata dall’inflazione".
Il secondo sarebbe ontologico - "che cosa esiste fuori dall’intero spazio-tempo?" - e qui la domanda potrebbe non avere un significato fisico ben definito.
La Relatività Generale non richiede infatti che il nostro spazio-tempo sia immerso in uno spazio più grande, come una superficie immersa in un contenitore esterno.
Il “fuori” del multiverso inflazionario non sarebbe necessariamente un luogo esterno all’Universo nel senso tradizionale.
Potrebbe indicare semplicemente un’altra regione dello spazio-tempo globale, descritta da un diverso stato del campo inflazionario.
Il paradosso è che un “bordo” può esistere senza essere il bordo dell’Universo nel suo complesso.
Potrebbe essere un confine fisico, ma non assoluto: da una parte inflazione terminata, dall’altra inflazione ancora in corso.
La frontiera rappresenterebbe la transizione fra questi due regimi.
L’osservatore non vedrebbe direttamente la transizione come si osserva una parete materiale ma ne vedrebbe gli effetti nella geometria apparente del cielo, nella distribuzione delle sorgenti, nella struttura delle regioni osservabili, nelle proprietà spettrali della radiazione ed eentualmente nella statistica delle anisotropie cosmologiche.
La sequenza concettuale sarebbe: frontiera fisica -> struttura del cono di luce -> segnale osservabile.
Il bordo, in questo senso, diventerebbe informazione.
In fisica non è necessario raggiungere un oggetto per inferirne l’esistenza; ad esempio Urbain Le Verrier dedusse la presenza di Nettuno dalle perturbazioni dell’orbita di Urano, gli effetti della curvatura dello spazio-tempo previsti da Einstein furono verificati attraverso l’osservazione della luce, i buchi neri vengono studiati attraverso la dinamica della materia e delle stelle circostanti e le onde gravitazionali permettono di indagare oggetti e fenomeni che possono essere deboli, oscuri o privi di una controparte elettromagnetica evidente.
Allo stesso modo, in linea di principio, una frontiera cosmologica potrebbe essere identificata senza essere mai raggiunta.
La sua esistenza non sarebbe stabilita da un viaggio fino al confine, ma dall’eventuale convergenza di più evidenze indipendenti quali una geometria coerente, una modificazione della struttura cosmologica, una risposta spettrale compatibile, una dipendenza dal redshift prevista dal modello ed una statistica incompatibile con le spiegazioni ordinarie.
Sinora non abbiamo trovato una simile evidenza: non abbiamo osservato una parete della nostra bolla, non abbiamo identificato in modo convincente una regione del cielo riconducibile a tale frontiera, non abbiamo una firma osservativa che dimostri l’inflazione eterna.
I test sulle collisioni tra bolle, come quello condotto da Feeney e collaboratori sui dati WMAP, non hanno fornito evidenze sufficienti per aggiungere tali collisioni al modello cosmologico standard.
Questo risultato tuttavia non elimina l’ipotesi del multiverso inflazionario.
Indica più precisamente che, nella classe di modelli e nei dati analizzati, le firme cercate non erano richieste dalle osservazioni.
È essenziale non perdere il confine tra fisica teorica e osservazione: una teoria può descrivere scenari matematicamente coerenti e suggerire possibili segnali.
Ma quei segnali devono essere tradotti in predizioni quantitative, confrontati con i dati e distinti da tutti i fenomeni ordinari capaci di produrre anomalie simili.
La scienza diventa particolarmente interessante quando una speculazione può essere trasformata in una previsione che, almeno in linea di principio, possa essere messa alla prova e persino smentita.
"Dove finisce l’Universo?"
La risposta più corretta è che non lo sappiamo.
L’Universo potrebbe essere infinito, finito ma privo di bordo, dotato di una topologia globale più complessa di quella che riusciamo ad intuire oppure, in alcuni scenari teorici, la regione di spazio-tempo che contiene il nostro Universo osservabile potrebbe essere una bolla immersa in una struttura inflazionaria molto più estesa.
Anche in quest’ultimo caso, però, il suo eventuale “bordo” non sarebbe necessariamente il bordo dell’Universo ma la frontiera fra una regione nella quale l’inflazione è terminata e una regione nella quale continua.
Se tale frontiera fosse abbastanza vicina e la sua storia causale entrasse nel nostro cono di luce passato potrebbe forse lasciare una traccia geometrica o termica sulla sfera celeste.
La possibile regione ellittica descritta da Siegel non sarebbe una finestra sul nulla, non sarebbe necessariamente una zona buia.
Potrebbe essere una regione nella quale la normale struttura cosmica lascia il posto agli effetti fisici di un regime inflazionario ancora attivo, eventualmente associato a una scala termica quantistica legata all’orizzonte cosmologico.
Ma una simile interpretazione richiederebbe molto più di una semplice anomalia: sarebbe necessario dimostrare la convergenza di più elementi quali geometria, causalità, spettro, redshift e statistica, e (per ora) non possediamo alcuna evidenza convincente di una frontiera cosmologica di questo tipo.
Il valore scientifico della domanda sta però proprio nel tentativo di trasformare una struttura ipotetica in una previsione quantitativa: quale segnale dovrebbe produrre? In quali condizioni potremmo riceverlo? Come potremmo distinguerlo da un fenomeno astrofisico ordinario? Quali osservazioni potrebbero confermarlo o escluderlo?
Forse allora la domanda più utile non è "Che cosa vedremmo guardando oltre l’Universo?" ma piuttosto "Quale impronta lascerebbe sul nostro cono di luce il fatto che il nostro spazio-tempo sia soltanto una regione di una struttura cosmica più grande?"
È una domanda molto più scientifica che non richiede necessariamente un viaggio fino al bordo; richiede una teoria capace di produrre una firma, strumenti capaci di cercarla ed un metodo disposto ad accettare anche il risultato negativo.
Per ora "il telescopio non ha trovato il bordo" ma il fatto stesso che possiamo formulare la domanda in termini di geometria, causalità, temperatura, spettro e osservabilità è già di per sé significativo.
Persino una delle idee più estreme della cosmologia, l’Universo come una bolla immersa nell’inflazione eterna, può essere sottoposta (almeno in parte) alla disciplina fondamentale della scienza: formulare una previsione -> cercare una firma -> confrontarla con i dati -> accettare la possibilità di non trovarla.
Il bordo, in questo senso, non sarebbe necessariamente una fine ma potrebbe essere informazione.
Note:
(1) "The Restaurant at the End of the Universe" (Pan Books, 1980) è il secondo romanzo della “trilogia in cinque parti” di Douglas Adams.
(2) Sulla distinzione tra Universo Osservabile, Sfera di Hubble, Cono di Luce ed Orizzonte Cosmologico rimando al mio post del 4 febbraio 2025 "Ma quanto è grande l'universo in cui viviamo?".
(3) La topologia dello spazio è una questione distinta dalla sua estensione; sull'argomento vedi il mio post del 24 marzo 2026 La forma globale del nostro universo.
(4) Ho trattato il tema dell'inflazione nel mio post "Quali erano le dimensioni dell'universo al termine dell'inflazione?" del 4 luglio 2025.
(5) Siegel aveva già affrontato la questione nell'articolo, "The Universe Has Never Truly Been Empty" dove spiegava che anche uno spazio apparentemente vuoto, qualora dominato dall'espansione accelerata, possiede una temperatura associata al proprio orizzonte.
(6) Una superficie estremale è una superficie per la quale una determinata quantità geometrica, spesso l’area o un’area generalizzata che include contributi quantistici, è stazionaria rispetto a piccole deformazioni.
Non è necessariamente una superficie di area minima: può anche essere massima o avere una struttura di sella.
Nello studio della gravità quantistica e dell’entanglement, queste superfici permettono di collegare geometria dello spazio-tempo, informazione e contenuto quantistico dei campi.
Nel multiverso inflazionario possono quindi diventare strumenti per descrivere come l’informazione sia distribuita tra regioni differenti, senza coincidere necessariamente con la parete fisica di una bolla.
Cronologia.
Mi rendo conto che questo post è "pieno di informazione": nelle scorse settimane l'ho ricritto più volte cercando di semplificare, ma anche alla sintesi c'è un limite.
Un aiuto alla lettura ed alla comprensione può venire da questa cronologia delle idee e dei modelli che hanno guidato Siegel nello sviluppo della sua proposta:
1976 William Unruh: l’accelerazione può modificare il modo in cui un osservatore percepisce il vuoto quantistico. Un osservatore uniformemente accelerato può infatti descrivere il vuoto di Minkowski come un bagno termico, con una temperatura proporzionale alla sua accelerazione T(U) ∝ a
1977 Gibbons e Hawking: la presenza di un orizzonte cosmologico in uno spazio-tempo di de Sitter è associata ad una temperatura T(dS) ∝ H
La temperatura non è quella di un gas ordinario ma una proprietà termica associata alla struttura causale dello spazio-tempo ed al comportamento dei campi quantistici in presenza di un orizzonte.
Anni Ottanta, l’inflazione cosmologica: la cosmologia introduce l’idea che l’Universo primordiale possa aver attraversato una fase di espansione estremamente rapida, quasi esponenziale. L’inflazione fornisce un quadro per comprendere l’omogeneità su larga scala, la quasi piattezza geometrica e l’origine delle perturbazioni cosmologiche.
Inflazione eterna: in alcuni modelli l’inflazione può continuare indefinitamente in determinate regioni dello spazio-tempo mentre in altre termina e lascia il posto ad una fase calda e densa. Si formano così regioni simili a universi-bolla, immerse in un ambiente ancora inflazionario.
2007 Aguirre, Johnson e Shomer: la ricerca comincia a chiedersi se le collisioni tra universi-bolla possano produrre conseguenze osservabili nella nostra regione cosmica. L’idea fondamentale è che non sia necessario vedere direttamente un’altra bolla; potrebbe essere sufficiente osservare gli effetti della sua interazione con la nostra.
2008 e anni successivi, Aguirre, Johnson ed altri autori: la geometria delle collisioni tra bolle viene sviluppata in modo più dettagliato. Si studia come le pareti, le collisioni e i rispettivi coni di luce possano generare firme potenzialmente riconoscibili, in particolare nella radiazione cosmica di fondo.
Il problema diventa quindi geometrico e causale: in quali condizioni un evento che avviene in una struttura cosmologica molto più grande della nostra regione osservabile può lasciare una traccia nel nostro cielo?
Alex Dahlen, probabilità e osservabilità: i lavori di Alex Dahlen approfondiscono il problema delle probabilità di osservazione. L’esistenza di bolle e collisioni non implica infatti che esse siano necessariamente osservabili. La possibilità di ricevere un segnale dipende dalla nucleazione delle bolle, dalla loro distribuzione nello spazio-tempo, dalla geometria causale e dai parametri del modello inflazionario.
La questione non è soltanto "Il multiverso contiene collisioni?" ma anche "Quante collisioni possono lasciare una firma accessibile ad un osservatore come noi?"
2011 Feeney e collaboratori: la ricerca sulle collisioni tra bolle arriva al confronto con dati reali della radiazione cosmica di fondo utilizzando le osservazioni WMAP.
Il risultato non fornisce evidenze sufficienti per introdurre collisioni tra bolle nel modello cosmologico standard, non è però una dimostrazione dell’inesistenza del multiverso inflazionario: mostra piuttosto che le firme previste dalla classe di modelli analizzata non erano richieste dai dati disponibili.
2021 Approfondimenti sul rapporto tra orizzonti, espansione e temperatura: la divulgazione cosmologica torna a discutere il rapporto tra espansione dello spazio, orizzonti e temperatura associata ai campi quantistici. In questo quadro, la temperatura di un orizzonte non deve essere interpretata come la temperatura di una regione materiale, ma come una scala termica legata alla geometria dello spazio-tempo e alla dinamica dei campi quantistici.
2021 Langhoff, Murdia e Nomura: la fisica delle bubble walls, dell’accelerazione, degli orizzonti e delle risposte termiche quantistiche viene inserita in un’analisi più generale del multiverso inflazionario attraverso strumenti della teoria quantistica dell’informazione e delle superfici quantistiche estremali.
Questo lavoro non costituisce una previsione osservativa identica a quella discussa da Siegel, mostra però che la connessione tra pareti delle bolle, geometria causale, accelerazione e fenomeni quantistici di tipo Unruh appartiene a una linea di ricerca teorica articolata.
2026 Siegel: la domanda deve esser riformulata in una forma ancora più radicale: "Non dobbiamo cercare soltanto collisioni con altre bolle. Se fossimo abbastanza vicini alla frontiera della nostra stessa bolla, potremmo vedere gli effetti del suo bordo?"
E' un cambiamento di prospettiva: non si tratta più soltanto di osservare un’interazione tra la nostra regione ed un’altra bolla, ma di capire se la frontiera tra inflazione terminata e inflazione ancora in corso possa entrare nel nostro cono di luce passato e lasciare una traccia sulla sfera celeste.
Qui di seguito l'elenco dei principali articoli scritti sull'argomento:
William Unruh, 1976 "Notes on black-hole evaporation": origine dell'effetto Unruh e della temperatura associata a un osservatore accelerato.
Gibbons & Hawking, 1977 "Cosmological Event Horizons, Thermodynamics, and Particle Creation": fondamento della temperatura dell'orizzonte cosmologico.
Aguirre, Johnson & Shomer, 2007 "Towards observable signatures of other bubble universes": uno dei lavori fondamentali sull'idea che il multiverso inflazionario possa lasciare firme osservabili.
Aguirre & Johnson, 2008 "Towards observable signatures of other bubble universes II": sviluppo della geometria relativistica delle collisioni.
Alex Dahlen, 2010 "Odds of observing the multiverse": probabilità e geometria causale dell'osservabilità delle bolle.
Stephen M. Feeney et al., 2011 "First Observational Tests of Eternal Inflation", primo tentativo osservativo sistematico di cercare collisioni tra universi-bolla nei dati WMAP.
Stephen M. Feeney et al., 2011 "First Observational Tests of Eternal Inflation: Analysis Methods and WMAP 7-Year Results": particolarmente importante per capire come una firma teorica del multiverso possa essere trasformata in un test statistico sui dati.
Langhoff, Murdia & Nomura, 2021 "Multiverse in an inverted island": collegamento fra bubble walls, accelerazione, radiazione di Unruh ed entanglement quantistico.
